II - de l'Université libre de Bruxelles

gamma) émises par les couches moins denses, inhomogènes et fortementmagnétisées (chromosphère, région de transition et couronne). La variabilité estlimitée à 20 % environ pour la plage spectrale étudiée dans cette thèse (de ~150à 3000 nm) et s’observe aux plus courtes longueurs d’onde.Les régions actives de la chromosphère (associées aux taches solaires)sont à l’origine d’éruptions solaires combinant une éjection de matière etd’intenses émissions électromagnétiques allant de l’ultraviolet aux rayons X. Lesrégions actives contribuent donc à la variabilité de l’éclairement UV par deschangements rapides de l’éclairement à ces longueurs d’onde. Ces épisodessont beaucoup plus fréquents en période d’activité solaire. D’autres éjections departicules (protons et électrons) se produisent dans la couronne (CME : éjectionscoronales de masse).La latitude héliographique des taches est inférieure à 40°. Cette latituded’émergence migre progressivement vers l’équateur solaire pendant un cyclesolaire. La brillance des facules compense la diminution d’éclairement liée à laprésence des taches solaires. Au cours d’un cycle, on observe donc unemodulation du flux total de photons en corrélation avec le niveau d’activitésolaire. Ces structures réparties irrégulièrement en longitude sont entraînées lorsde la rotation solaire. C’est pourquoi la périodicité de 27 jours (non spécifique àl’activité solaire) et les premières harmoniques se décèlent aussi dans lesmesures d’éclairement solaire (Thuillier et al., 2012).L’étude de la variabilité solaire présente un grand intérêt pour lamodélisation de l’atmosphère, du climat terrestre et pour la physique solaire carelle contribue à mieux comprendre les processus internes au Soleil qui en sontresponsables. Il n’est pas possible de présenter une distribution unique del’éclairement spectral solaire dépendant d’un modèle fixe de variabilité carchaque cycle possède ses propres caractéristiques. La nécessité d’une mesurecontinue dans le temps et hors atmosphère s’impose donc.I.1.3 Les relations Soleil-TerreLa chaleur interne de la Terre se propage par conductivité thermique versla surface. Cette puissance interne communiquée à l’atmosphère reste 8000 foisplus faible que celle apportée par l’éclairement solaire total. La structurethermique, la dynamique et même la composition de l’atmosphère sont doncessentiellement entretenues par le flux incident de photons (longueur d’onde etflux provenant du Soleil) et de particules (énergie et flux). Les caractéristiquesphysiques et chimiques sont particulièrement concernées par la variabilitésolaire.5